La galaxia anular de Hoag (A1515+2146) es un anillo de materia con estrellas jóvenes y azuladas que rodea a una galaxia esferoidal central sin traza de ninguna barra que conecte ambas, aunque como tienen el mismo corrimiento al rojo, deben estar a la misma distancia y deben estar relacionados entre sí. Las teorías actuales de formación galáctica permiten la formación de una galaxia anular siempre y cuando tenga una barra central. Se ha propuesto en el caso del objeto de Hoag que dicha barra se ha disuelto. Hay muchas galaxias anulares con anillos polares como NGC 6028 (que sí tiene una barra central) y UGC 6614 (ver más abajo, aunque no son imágenes tan detalladas como la del Telescopio Espacial Hubble).

Las azuladas estrellas orbitan alrededor del núcleo central de la Galaxia como si de un carrusel cósmico se tratara. En esa imagen que vemos las estrellas jóvenes emiten radiación ultravioleta que ioniza el material circundante de las nebulosas de las que surgieron, allá en la lejanía y ocultos por la inmensa imfinitud de mundos y otros exóticos objetos que en la imagen captada por el Hubble no podemos ver.

                          Remanente de Supernova

Imagen de la galaxia compacta azul con formación estelar IIZw71 y espectro de la región central con la identificación de las lineas de emisión de neón y argón.

Existen Galaxias con bajo brillo superficial (LSB): Tipo de galaxia cuya densidad de estrellas es tan baja que es difícil detectarla frente al fondo del cielo. Se desconoce la proporción de galaxias con bajo brillo superficial en relación a las galaxias normales, pudiendo representar una parte significativa del universo. Muchas de estas débiles galaxias son enanas, situadas particularmente en cúmulos de galaxias; algunas son tan masivas como las grandes espirales, por ejemplo, Malin-1.

Galaxia con envoltura: Galaxia espiral rodeada por débiles arcos o capas de estrellas, situados a ángulos rectos con respecto a su eje mayor.  Pueden observarse entre una y veinte capas casi concéntricas, aunque incompletas. Se disponen de manera que capas sucesivas puedan aparecer normalmente en lados opuestos de la galaxia. Alrededor del 10% de las elípticas brillantes presentan envolturas, la mayoría de ellas en regiones de baja intensidad o densidad de galaxias. No se conoce ninguna espiral con una estructura de capas de ese tipo. Podrían ser el resultado de una elíptica gigante que se come una compañera.

Esta burbuja, fotografiada y examinada conjuntamente por la NASA y la ESA, entre 2006 y 2010, parece flotar sin actividad, pero lo cierto es que vivió un pasado convulso. Dicha envoltura gaseosa se formó después de una explosión estelar. Se conoce por el nombre de SNR B0509-67.5 y tiene un diámetro de 23 años luz (cuatro veces la distancia que nos separa de la estrella más cercana: Próxima Centaury).

Galaxia de anillo polar: Raro tipo de galaxia, casi siempre una galaxia lenticular, que tiene un anillo luminoso de estrellas, gas y polvo orbitando sobre los polos de su disco. Por tanto, los ejes de rotación del anillo y del disco forman casi un ángulo recto. Dicho sistema puede ser el resultado de una colisión, una captura de por maneras, o la unión de una galaxia rica en gas con la galaxia lenticular.

Hay un artículo muy interesante que propone analiza en detalle una galaxia con anillo polar y presenta una explicación bastante coherente y que a mí me parece bastante natural. Se trataría de galaxias tipo SBa(R) en la que los dos brazos espirales se han unido hasta confundirse en un anillo y el bulbo y la gran barra central han evolucionado hasta formar una galaxia de tipo S0 central. La explicación me gusta porque no alude a colisiones galácticas, para las que uno esperaría un resultado mucho menos simétrico, ni a dinámicas gravitatorias exóticas. Por supuesto, queda por clarificar por qué la conexión entre la barra central y el anillo se ha perdido.

Hay Galaxias de disco: Tipo de galaxia cuya estructura principal es un delgado disco de estrellas con órbitas aproximadamente circulares alrededor de su centro, y cuya emisión de luz típicamente disminuye exponencialmente con el radio. El término se aplica a todos los tipos de galaxias que no sean elípticas, esferoidales enanas o algunas galaxias peculiares. El disco de las galaxias lenticulares contiene muy poco material interestelar, mientras que los discos de las galaxias espirales e irregulares contienen cantidades considerables de gas y polvo además de estrellas.

  

                                                               La brillante galaxia NGC 3621

Galaxia de tipo tardío: Galaxia espiral o irregular. El nombre proviene de la posición convencional de estas galaxias en el diagrama diapasón de los tipos de galaxias. Por razones similares, una galaxia espiral Sc o Sd pueden ser denominadas espiral del tipo tardío, en contraposición a una espiral Sa o Sb de tipo temprano.

Galaxia de tipo temprano: Galaxia elíptica o lenticular: una sin brazos espirales. El hombre proviene de la posición de las galaxias en el diagrama diapasón de las formas de las galaxias. Por razones similares, una galaxia Sa podría ser referida como una espiral de tipo temprano, en contraposición a una espiral Sc o Sd de tipo tardío.

Se podría continuar explicando lo que es una galaxia elíptica, enana, compacta azul, esferoidal enana, espiral (como la Vía Láctea), espiral enésima, espiral barrada, interaccionante, irregular, lenticular, peculiar, starburst, primordiales… etc, sin embargo, creo que ya se ha dejado constancia aquí de los datos necesarios para el que lector tenga una idea de lo que es una galaxia. Así que decido finalizar el apartado de galaxias, reflejando un cuadro del Grupo Local de galaxias en el que está situada la nuestra.

En todas estas galaxias que arriba podemos contemplar, existen estrellas binarias de cuyo estudio obtenemos datos fascinantes y podemos llegar a conocer mejor la denámica del Universo. Ejemplo de una estrella binaria, donde dos cuerpos con masa similar orbitan alrededor de un centro de masa en órbitas elípticas.

Ejemplo de una estrella binaria, en donde dos cuerpos con una pequeña diferencia de masa orbitan alrededor de un centro de masa.

Binarias astrométricas: En este tipo de sistemas dobles sólo es visible un componente de la estrella. Se detectan que son binarias gracias al “tirón” gravitatorio ejercido por su compañera invisible. Esto produce un movimiento oscilatorio respecto al fondo de estrellas fijas que puede ser medido por técnicas de paralaje si está lo suficientemente cerca, ya que este tipo de cálculos se realiza en estrellas aproximadamente entre los 10 parsecs, a distancias menores el ángulo de paralaje no existe o es tan pequeño, que los cálculos no se pueden realizar. Como las binarias visuales, las astrométricas requieren prolongados períodos de observación.

Hemos creado modelos del origen del Universo que están muy extendidos al coincidir sus predicciones con la observación. Así de momento hemos aceptado que en su inicio el Universo era algo extremadamente denso y de infinita energía que, al explosionar, se expandió y de la radiación intensa se paso la era de las partículas y más tarde, al enfriarse paulatinamente, a la de la materia para que comenzara, millones de años más tarde, a formarse las primeras estrellas. Se liberaron los fotones y el Universo se hizo transparente, es decri, se hizo la luz.

La Radiación del fondo de microondas ha venido a corrobarar tal teoría del Big Bang.  la densidad y temperatura de la materia y la radiación en el Universo decrecieron continuamente a medida que el Universo se expandía. Esta expansión puede continuar para siempre o puede un día invertirse en un estado de contracción, volviendo a pasar por condiciones de densidad y temperaturas cada vez mayores hasta llegar al Big Crunch en un tiempo finito de nuestro futuro. Este escenario evolutivo tiene la característica clave de que las condiciones físicas en el pasado del Universo no eran las mismas que las actuales o las futuras. Hubo épocas en que la vida no podía existir porque había demasiado calor para los átomos; hubo épocas previas a las estrellas y habrá un tiempo en el que todas las estrellas hayan muerto. En este escenario hay un intervalo preferido de la historia cósmica durante el que es más probable que los observadores evolucionen por primera vez y hagan sus observaciones del Universo.

Todo eso, si es que realmente fue así, ambién implicaba que hubo un comienzo para Universo, un tiempo pasado antes del cuál éste (el propio tiempo) no existía, pero no decía nada al respecto de el por qué o al dónde de este comienzo. Todo quedaba oculto en el más profundo de los misterios y, nadie ha podido llegar a ese tiempo que marca la frontera que está situada en esa fracción de segundo, más allá del tiempo de Planck, en el cual los cosmólogos, para tapar su ignorancia, han puesto una singularidad lo mismo que ahora han colocado la materia oscura para explicar la expansión.

El Universo estacionario sostiene que el Universo nunca tuvo un origen, sino que siempre existió de la misma manera como lo conocemos hoy.

El escenario alternativo creado por Bondi, Gold y Hoyle estaba motivado en parte por un deseo de evitar la necesidad de un principio (o un posible final) del Universo. Su otro objetivo era crear un escenario cosmológico que pareciera de promedio siempre el mismo, de modo que no hubiera instantes privilegiados en la historia cósmica.

El gráfico de abajo indica la velocidad de alejamiento de las galaxias en función de sus distancias. La pendiente de la recta de “La constante de Hubble”

Horizontalmente: la medida de la distancia es proporcionada por la luminosidad de las galaxias más brillantes de diferentes grupos. Verticalmente: velocidades en Km. por segundo. Las diferentes curvas describen la relación velocidad distancia en función de la densidad supuesta del universo (en unidades de densidad crítica). Cuanto más denso es el universo, tanto más a la izquierda se sitúa la curva en el dibujo. La comparación con los puntos observados muestra que la densidad real es tres veces inferior a la densidad crítica. La cuirva más baja es la esperada en un universo estacionario.

Claro que dicho escenario, al principio parece imposible de conseguir. Después de todo, el Universo se está expandiendo. Está cambiando, de modo que, ¿cómo puede hacerse invariable? La visión de Hoyle era la de un río que fluye constantemente, siempre en movimiento pero siempre igual. Para que el universo presente la misma densidad media de materia y el mismo ritmo de expansión, independientemente de cuándo sea observado, la densidad debería ser constante.

“El valor de la constante de Hubble, cuyo símbolo es H0, se estima en unos 71 kilómetros por segundo y por megapársec. Esto quiere decir que la expansión del universo hace que los cúmulos de galaxias se alejen unos de otros, y lo hacen a un ritmo tal que por cada megapársec de distancia (o sea, cada 3 millones de años-luz) la velocidad de alejamiento se incrementa en 71 kilómetros por segundo.”

Hoyle propuso que, en lugar de nacer en un instante pasado, la materia del universo se creaba continuamente a un ritmo que compensaba exactamente la tendencia a que la densidad sea diluida por la expansión. Este mecanismo de “creación continua” sólo tenía que ocurrir muy lentamente para conseguir una densidad constante; sólo se requería aproximadamente un átomo por metro cúbico cada diez mil millones de años y ningún experimento ni observación astronómica sería capaz de detectar un efecto tan pequeño.

Esta teoría del “estado estacionario” del Universo hacía predicciones muy precisas. El Universo parecía el mismo de promedio en todo momento. No había hitos especiales en la historia cósmica: Ningún “principio”,  ningún “final”, ningún momento en que empezaran a formarse las estrellas o en el que la vida se hiciera posible por primera vez en el Universo. Claro que, finalmente, esta teoría quedó descartada por una serie de observaciones iniciadas a mediados de la década de 1950 que mostraba en primer lugar que la población de galaxias que eran emisores profusos de radioondas variaba significativamente a medida que el Universo envejecía.

La culminación de todo aquello llegó cuando en el año 1965 se descubrió la radiación térmica residual del comienzo caliente predicho por los modelos del Big Bang. Esta radiación de fondo de microondas no tenía lugar en el Universo en estado estacionario. Durante veinte años los astrónomos trataron de encontrar pruebas que dijeran si realmente el universo estaba realmente en el estado estacionario que propusieron Bondi, Gold y Hoyle.

Un sencillo argumento antrópico podría haber demostrado lo poco posible que sería ese estado de cosas. Si uno mide el ritmo de expansión del Universo, da un tiempo durante el que el Universo parece haber estado expandiéndose. En un Universo Big Bang éste es realmente el tiempo transcurrido desde que empezó la expansión: la edad del Universo. En la teoría del estado estacionario no hay principio y el ritmo de expansión es tan sólo el ritmo de expansión y nada más.

La simulación por ordenador pone ante nuestros ojos la formación de aquellas primeras estrellas que, no comenzaron a brillar en la secuencia principal hasta pasados 400 millones de años después del comienzo del Tiempo.

Las primeras estrellas se formaron millones de años después del (supuesto) big bang. Eran enormes, pesadas, y muy calientes. Brillaron con furia, vivieron rápido y murieron jóvenes. Fueron las responsables de la creación de los primeros agujeros negros en el Universo y también, de la creación de los primeros elementos pesados y más complejos que el hidrógeno y el Helio.

En una teoría del Big Bang, el hecho de que la edad de expansión sea sólo ligeramente mayor que la edad de las estrellas es una situación natural. Las estrellas se formaron en nuestro pasado y por ello deberíamos esperar encontrarnos en la escena cósmica una vez formadas, dado que, los elementos necesarios para la vida, se forjaron en los hornos nucleares de las estrellas calientes que fusionaron aquella primera materia más simple en otras más complejas.

Se necesita mucho tiempo para que las estrellas fabriquen Carbono a partir de gases inertes como el Hidrógeno y el Helio. Pero no basta con el tiempo. La reacción nuclear específica que se necesita para hacer Carbono es una reacción bastante improbable. Requiere que se junten tres núcleos de Helio para fusionarse en un único núcleo de Carbono. Los núcleos de Helio se llaman partículas alfa, y esta reacción clave para formar Carbono ha sido bautizada como el proceso “triple alfa”.

Precisamente fue Fred Hoyle el que descubrió todo aquel complejo proceso de fabricación de Carbono en las estrellas. Él se unió a un grupo de investigadoresque estaban trabajando sobre la cuestión de la relativa abundancia de elementos en las superficies de las estrellas. En conjunto, estructuraron un exhaustivo estudio de los elementos que se acumulan en los núcleos estelares. En un denso trabajo que publicaron en Octubre de 1957 en Review of Modem Physics, bajo el título de “Síntesis de los elementos de las estrellas”, lograron explicar la abundancia de practicamente todos los sótopos de los elementos desde el Hidrógeno hasta el Uranio.

Descubrieron que las estrellas, en la medida que van gastando su combustible nuclear, transmutan el Hidrógeno en Helio; el Helio a Carbono y Oxígeno; y así sucesivamente, subiendo hasta llegar hasta los más pesados de la Tabla Periódica. En las explosiones de las supernovas se crean mucho de los elementos más pesados, incluidos el platino, el oro y el uranio. El trabajo que fue un inmenso logro científico, no sólo explicó la síntesis de todos los elementos más allá del Hidrógeno, sino que predijo su formación exactamente en las mismas proporciones que ocurrían en el Universo. Pero quedó por explicar la cuestión del Hidrógeno: Cómo se genera el combustible inicial de las estrellas.

Así, en las estrellas podemos encontrar muchas respuestas de cómo se forman los elementos que conocemos. Primero fue en el hipotético big bang donde se formaron los elementos más simples: El Hidrógeno (que nunca hemos podido llegar a saber cómo se formó), Helio y Litio. Pasados muchos millones de años se formaron las primeras estrellas y, en ellas, se formaron elementos más complejos como el Carbono, Nitrógeno y Oxígeno. Los elementos más pesados se tuvieron que formar en temperaturas mucho más altas, en presencia de energías inmensas como las explosiones de las estrellas moribundas que, a medida que se van acercando a su final forman materiales como: Sodio, Magnesio, Aluminio, Silicio, Azufre, Cloro, Argón, Potasio, Titanio, Hierro, Cobalto, Niquel, Cobre, Cinc, Plomo, Torio…Uranio. La evolución cósmica de los elementos supone la formación de núcleos  simples ¿en el big bang? y la posterior fusión de estos núcleos ligeros para formar núcleos más pesados y complejos en el interior de las estrellas y en la transición de fase de las explosiones supernovas.  Abjo un gráfico de la Necleosíntesis estelar.

Estaba explicando el proceso triple alfa que es el proceso por el cual tres núcleos de helio  (partículas alfa) se transforman en un núcleo  de carbono. Esta reacción nuclear de fusión sólo ocurre a velocidades apreciables a temperaturas por encima de 100 000 000 kelvin y en núcleos estelares con una gran abundancia de helio. Por tanto, este proceso sólo es posible en las estrllas más viejas, donde el helio producido por las cadenas protón–protón y el ciclo CNO se ha acumulado en el núcleo. Cuando todo el hidrógeno presente se ha consumido, el núcleo se colapsa hasta que se alcanzan las temperaturas necesarias para iniciar la fusión de helio.

⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be

⁸Be + ⁴He ↔ ¹²C

Las estrellas que son unas ocho veces más masivas que el Sol representan sólo una fracción muy pequeña de las estrellas en una galaxia espiral típica. A pesar de su escasez, estas estrellas juegan un papel importante en la creación de átomos complejos y su dispersión en el espacio.

Elementos necesarios como carbono, oxígeno, nitrógeno, y otros útiles, como el hierro y el aluminio. Elementos como este último, que se cocinan en estas estrellas masivas en la profundidad de sus núcleos estelares, puede ser gradualmente dragado hasta la superficie estelar y hacia el exterior a través de los vientos estelares que soplan impulsando los fotones. O este material enriquecido puede ser tirado hacia afuera cuando la estrella agota su combustible termonuclear y explota. Este proceso de dispersión, vital para la existencia del Universo material y la vida misma, puede ser efectivamente estudiado mediante la medición de las peculiares emisiones radiactivas que produce este material. Las líneas de emisión de rayos gamma del aluminio, que son especialmente de larga duración, son particularmente apreciadas por los astrónomos como un indicador de todo este proceso. El gráfico anterior muestra el cambio predicho en la cantidad de un isótopo particular de aluminio, Al26, para una región de la Vía Láctea, que es particularmente rica en estrellas masivas. La franja amarilla es la abundancia de Al26 para esta región según lo determinado por el laboratorio de rayos gamma INTEGRAL. La coincidencia entre la abundancia observada y la predicha por el modelo re-asegura a los astrónomos de nuestra comprensión de los delicados lazos entre la evolución estelar y la evolución química galáctica.

Pero sigamos con la historia recorrida por Hoyle y sus amigos. Felizmente, la naturaleza proporcionó una piedra Rosetta con la cual Hoyle y sus colaboradores podían someter a prueba sus ideas, en la forma de curva cósmica de la abundancia. Ésta era un gráfico del peso de los diversos átomos -unas ciento veinte especies de núcleos, cuando se tomaban en cuanta los isótopos- en función de su abundancia relativa en el universo, establecido por el estudio de las rocas de la Tierra, meteoritos que han caido en la Tierra desde el espacio exterior y los espectros del Sol y las estrellas.

Hablar del Universo, algo tan grande que se escapa a nuestra comprensión, nos llevaria tanto tiempo que finalizar el trabajo sería casi imposible, así que, habiendo dado una sencilla vuelta por algunos de los sucesos y objetos que en él están presentes, aquí lo dejamos. Sin embargo, de todo estos sucesos se derivan objetos múltiples de diversidad muy rica que adorna y embellece todo el espacio interestelar con la inmensa cantidad de objetos que lo adornan a lo largo de millones y milones de año luz de espacio.

Un rico abanico de Nebulosas que se configuran en función de la masa inicial de la estrella que las formó al eyectar material al final de sus vidas. Estrellas masivas supergigantes que, comparadas con nuestro Sol son enermes objetos que lo contienen más de cien veces y consumen hidrógeno a velocidad de vértigo como si quisiera convertirse en agujero negro en el menor tiempo posible. Diversidad de mundos, explosiones supernovas, sistemas planetarios, cúmulos y siupercúmulos de galaxias…

                                                                         Crédito  NASA/ESA

que se fusionan por la fuerza de la gravedad que hace que se atraigan las unas hacia las otras como vemos en el conocido “aglomerado de galáxias Quinteto Stefan“, de cuya imagen podemos deducir de manera fácil las transiciones de fase que se producen en esta clase de fusiones de grandes galaxias, de donde surgen miles de millones de estrellas nuevas, se destruyen y nacen nuevos mundos y, finalmente, el complejo nuevo creado se convierte en una galaxia mayor, supergigante.

Explosiones de estrellas que finalizan sus vidas convirtiendose en estrellas de neutrones o púlsares. Los Púlsares son fuentes de ondas de radio que vibran con periodos regulares. Se detectan mediante radiotelescopios.  Los estudios indican que un púlsar es una estrella de neutrones pequeña que gira a gran velocidad. El más conocido está en la nebulosa de Cangrejo.  Su densidad es tan grande que, en ellos, la materia de la medida de una bola de bolígrafo tiene una masa de cerca de 100.000 toneladas. Emiten una gran cantidad de energía.  El campo magnético, muy intenso, se concentra en un espacio reducido. Esto lo acelera y lo hace emitir un haz de radiaciones que aquí recibimos como ondas de radio.

Las pulsares fueron descubiertas en 1967 por Anthony Hewish y Jocelyn Bell en el observatorio de radio astronomía en Cambridge. Se conocen más de 300, pero sólo dos, la Pulsar del Cangrejo, y la Pulsar de la Vela, emiten pulsos visibles detectables. Se sabe que estas dos también emiten pulsos de rayos gamma, y una, la del Cangrejo, también emite pulsos de rayos-X.

“El 16 de marzo de 2013 se cumplió medio siglo del descubrimiento de que los cuásares eran objetos extragalácticos muy brillantes y a enormes distancias de nosotros. Este descubrimiento fue consecuencia del desarrollo pionero de la Radioastronomía y del estudio cuidadoso de los espectros ópticos de unas misteriosas “fuentes casi-estelares”. En la actualidad sabemos que el proceso que genera un cuásar es un agujero negro súper-masivo en el centro de una galaxia.”

La medida de sus desplazamientos al rojo espectroscópico,  indicaban que estaban a grandes distancias de la Tierra. El primer cuásar estudiado, 3C 273 está a 1.500 millones de años luz de la Tierra y se han descubierto cuásares a 12.000 millones de años luz de la Tierra, es decir, cuásares que son casi tan viejos como el mismo universo.

Y, pasados los diez mil primeros millones de años, cuando las estrellas habían crwado los materiales necesarios para que eso fuese posible, surgieron los primeros indicios de la presencia de vida en el Universo, Se asentaron en mundos como la Tierra y, en moléculas que se juntaron para formar células vivas surgidas de un protoplasma primordial… ¡Dio comienzo la aventura de la vida que, tantos secretos esconde y que tratamos de desvelar!

Muchas veces hemos opido hablar de la datación del Carbono y, el sistema de datación radiométrica más conocido es el proporcionado por el ¹⁴C, o Carbono 14, un esótopo raro de Carbono que se produce en natural por acción de los rayos cósmicos y antropogénicamente por bombas nucleares. Se desintegra en Nitrogeno (¹⁴N) con una vida media de 5.730 años. Como el Carbono 14 es tan poco común (menos de uno de mil átomos de Carbono) y su vida media es tan corta, la datación con radio carbono queda limitada a los últimos cien mil años, aproximadamente.

Las trazas de vida primitiva han sido borradas por la geología, el fluir de las aguas, los UV y por la propia evolución de la vida, los cambios…del Oxígeno, de la atmósfera, etc. 

En los materiales más antiguos simplemente no queda suficiente ¹⁴C que pueda medirse con precisión. Por consiguiente, el ¹⁴C proporciona una herramienta de datación valiosa para egiptólogos o para paleontólogos interesados en Mamuts lanudos, pero no sirve para desentrañar la historia profunda de la Tierra que sus secretos muy bien guardados en lo más profundo de los tiempos.

El grupo Warrawoona

En el Cinturón de Pilgangoora el Grupo Coonterunah de 3.517 millones de años y las granulitas de Carlindi (3.484-3.468 millones de años son la razón fundamental del Grupo Warrawoona bajo un desajuste de erosión, aportando así pruebas de la antigua corteza continental . La Cúpula del Polo Norte (NPD) se encuentra a 10 kilómetros del Grupo Warrawoona.

Son celulas que se agrupan en colonias formando rocas sedimentarias. Estas rocas se encuentran en mares calidos y son el resultado de la union de seres uni- celulares, cianobacterias. Las rocas se forman muy lentamente, capa sobre capa y una capa se muere se deposita el carbonato de calcio de sus paredes sobre la capa anterior.

En el Grupo Warrawoona (3.400-3.500 millones de años) se encontraron estructuras sedimentarias que se identificaron como producidas por la actividad de organismos por William Schopf. Debido a identificación, se consideraron esos restos como la huella de vida más antigua de la que se tiene constancia. Son poco comunes (sólo se han encontrado, además de en Warrawoona, en el Supergrupo Pongola , de 2.700-2.500 millones de años, y en el Grupo de Bulawayan de Rhodesia, de 2.800 millones de años), por lo que no se puede estar seguro de que los organismos que los formaran fueran fotosintéticos y tampoco se pueden sacar conclusiones claras acerca de los ambientes en que se formaron. Ciertas bacterias no fotosintéticas forman estructuras similares a estromatolitos en fuentes termales de Yellowstone, por lo que existe la posibilidad de que bacterias similares formaran las estructuras estromatolíticas arcaicas.

Estos restos de Warrawoona incluyen microfósiles filamentosos y cocoides muy parecidos a cianobacterias, lo que ha inducido a pensar en la existencia de organismos fotosintéticos aeróbicos.

Son muchas las teorías científicas que, a lo largo de la historia han tratado de explicar el origen de la vida en la Tierra. Ya Aristóteles (384 – 322 aC), en la antigua Grecia, propuso una hipótesis: que la vida surgió por generación espontánea. Esta idea sería rebatida por los experimentos científicos de Louis Pasteur (1822 – 1895). Ahora sabemos que de donde no hay nada puede surgir, sabemos que los elementos se crearon en las estrellas que, en explosiones supernovas son expandidos por todo el universo. Sabemos que esos elementos depositados en mundos bien situados en las zonas habitables de sus estrellas, pueden llegar a constituirde en estructuras complejas de las que pueden surgir, formas de vida poco evolucionadas que, con el tiempo, se transforman en complejas y, en algunos casos, en miles de millones de años de evolución, pasando por fases que las hace ser una vez una cosa y más tarde otra… ¡Pueden llegar hasta la consciewncia de Ser!

           Sí, muchas son las cosas que no sabemos

Son muchas las cosas que no sabemos y, palabras que empleamos de manera cotidiana de cosas que sabemos para que sirven, como por ejemplo la energía, no sabríamos explicar lo que es. Tampoco sabemos a ciencia cierta y en toda su extensión lo que la materia es, y, si nos referimos al Tiempo… ¿Qué es el Tiempo? ¿Existe en realidad o es una simple ilusión de la mente?

Mientras continuamos tratando se desvelar todos esos secretos, disfrutemos del El Universo,  de su rica Diversidad, de la Belleza que nos ofrece por todas part y, desde luego…,  ¡de la Vida! Que no hemos llegado a comprender.

emilio silvera

¿Qué no será capaz de inventar el hombre para descubrir los misterios de la naturaleza?

Ha pasado mucho tiempo desde que Rutherford identificara la primera partícula nuclear (la partícula alfa). El camino ha sido largo y muy duro, con muchos intentos fallidos antes de ir consiguiendo los triunfos (los únicos que suenan), y muchos han sido los nombres que contribuyen para conseguir llegar al conocimiento que actualmente tenemos del átomo y del núcleo; los electrones circulando alrededor del núcleo, en sus diferentes niveles, con un núcleo compuesto de protones y neutrones que, a su vez, son constituidos por los quarks allí confinados por los gluones, las partículas mediadoras de la fuerza nuclear fuerte. Pero, ¿qué habrá más allá de los quarks?, ¿las supercuerdas vibrantes? Algún día se sabrá.

Partículas

El universo de las partículas es fascinante. Cuando las partículas primarias chocan con átomos y moléculas en el aire, aplastan sus núcleos y producen toda clase de partículas secundarias. En esta radiación secundaria (aún muy energética) la que detectamos cerca de la Tierra, por los globos enviados a la atmósfera superior, han registrado la radiación primaria.

El físico estadounidense Robert Andrews Millikan, que recogió una gran cantidad de información acerca de esta radiación (y que le dio el nombre de rayos cósmicos), decidió que debería haber una clase de radiación electromagnética. Su poder de penetración era tal que, parte del mismo, atravesaba muchos centímetros de plomo. Para Millikan, esto sugería que la radiación se parecía a la de los penetrantes rayos gamma, pero con una longitud de onda más corta.

Otros, sobre todo el físico norteamericano Holly Compton, no estaban de acuerdo en que los rayos cósmicos fuesen partículas. Había un medio para investigar este asunto; si se trataba de partículas cargadas, deberían ser rechazadas por el campo magnético de la Tierra al aproximarse a nuestro planeta desde el espacio exterior. Compton estudió las mediciones de la radiación cósmica en varias latitudes y descubrió que en realidad se curvaban con el campo magnético: era más débil cera del ecuador magnético y más fuerte cerca de los polos, donde las líneas de fuerza magnética se hundían más en la Tierra.

Las partículas cósmicas primarias, cuando entran en nuestra atmósfera, llevan consigo unas energías fantásticas, muy elevadas. En general, cuanto más pesado es el núcleo, más raro resulta entre las partículas cósmicas. Núcleos tan complejos como los que forman los átomos de hierro se detectaron con rapidez; en 1.968, otros núcleos como el del uranio. Los núcleos de uranio constituyen sólo una partícula entre 10 millones. También se incluirán aquí electrones de muy elevada energía.

Ahora bien, la siguiente partícula inedita (después del neutrón) se descubrió en los rayos cósmicos. A decir verdad, cierto físico teórico había predicho ya este descubrimiento. Paul Adrien Dirac había aducido, fundándose en un análisis matemático de las propiedades inherentes a las partículas subatómicas, que cada partícula debería tener su antipartícula (los científicos desean no sólo que la naturaleza sea simple, sino también simétrica). Así pues, debería haber un antielectrón, salvo por su carga que sería positiva y no negativa, idéntico al electrón; y un antiprotón, con carga negativa en vez de positiva.

En 1.930, cuando Dirac expuso su teoría, no llamó demasiado la atención en el mundo de la ciencia. Pero, fiel a la cita, dos años después apareció el antielectrón. Por entonces, el físico americano Carl David Anderson trabajaba con Millikan en un intento por averiguar si los rayos cósmicos eran radiación electromagnética o partículas. Por aquellas fechas, casi todo el mundo estaba dispuesto a aceptar las pruebas presentadas por Compton, según las cuales, se trataría de partículas cargadas; pero Millikan no acababa de darse por satisfecho con tal solución.

Anderson se propuso averiguar si los rayos cósmicos que penetraban en una cámara de ionización se curvaban bajo la acción de un potente campo magnético. Al objeto de frenar dichos rayos lo suficiente como para detectar la curvatura, si la había, puso en la cámara una barrera de plomo de 6’35 mm de espesor. Descubrió que, cuando cruzaba el plomo, la radiación cósmica trazaba una estela curva a través de la cámara; y descubrió algo más. A su paso por el plomo, los rayos cósmicos energéticos arrancaban partículas de los átomos de plomo. Una de esas partículas dejó una estela similar a la del electrón. ¡Allí estaba, pues, el antielectrón de Dirac! Anderson le dio el nombre de positrón. Tenemos aquí un ejemplo de radiación secundaria producida por rayos cósmicos. Pero aún había más, pues en 1.963 se descubrió que los positrones figuraban también entre las radiaciones primarias.

Abandonado a sus propios medios, el positrón es tan estable como el electrón (¿y por qué no habría de serlo si el idéntico al electrón, excepto en su carga eléctrica?). Además, su existencia puede ser indefinida. Ahora bien, en realidad no queda abandonado nunca a sus propios medios, ya que se mueve en un universo repleto de electrones. Apenas inicia su veloz carrera (cuya duración ronda la millonésima de segundo), se encuentra ya con uno.

Así, durante un momento relampagueante quedaron asociados el electrón y el positrón; ambas partículas girarán en torno a un centro de fuerza común. En 1.945, el físico americano Arthur Edwed Ruark sugirió que se diera el nombre de positronio a este sistema de dos partículas, y en 1.951, el físico americano de origen austriaco  Martin Deutsch consiguió detectarlo guiándose por los rayos gamma característicos del conjunto.

Pero no nos confundamos, aunque se forme un sistema positronio, su existencia durará, como máximo, una diezmillonésima de segundo. El encuentro del electrón-positrón provoca un aniquilamiento mutuo; sólo queda energía en forma de radiación gamma. Ocurre pues, tal como había sugerido Einstein: la materia puede convertirse en energía y viceversa. Por cierto, que Anderson consiguió detectar muy pronto el fenómeno inverso: desaparición súbita de rayos gamma para dar origen a una pareja electrón-positrón. Este fenómeno se llama producción en pareja. Anderson compartió con Hess el premio Nobel de Física de 1.936.

Poco después, los Joliot-Curie detectaron el positrón por otros medios, y al hacerlo así realizaron, de paso, un importante descubrimiento. Al bombardear los átomos de aluminio con partículas alfa, descubrieron que con tal sistema no sólo se obtenían protones, sino también positrones. Cuando suspendieron el bombardeo, el aluminio siguió emitiendo positrones, emisión que sólo con el tiempo se debilitó. Aparentemente habían creado, sin proponérselo, una nueva sustancia radiactiva. He aquí la interpretación de lo ocurrido según los Joliot-Curie: cuando un núcleo de aluminio absorbe una partícula alfa, la adición de los dos protones transforma el aluminio (número atómico 13) en fósforo (número atómico 15). Puesto que las partículas alfa contienen cuatro nucleones en total, el número masivo se eleva 4 unidades, es decir, del aluminio 27 al fósforo 31. Ahora bien, si al reaccionar se expulsa un protón de ese núcleo, la reducción en una unidad de sus números atómicos y masivos hará surgir otro elemento, o sea, el silicio 30.

Puesto que la partícula alfa es el núcleo del helio, y un protón es el núcleo del hidrógeno, podemos escribir la siguiente ecuación de esta reacción nuclear:

aluminio 27 + helio 4 = silicio 30 + hidrógeno 1

Nótese que los números másicos se equilibran:

27 + 4 = 30 + 1

Adentrarse en el universo de las partículas que componen los elementos de la tabla periódica, y en definitiva, la materia conocida, es verdaderamente fantástico.

Tan pronto como los Joliot-Curie crearon el primer isótopo radiactivo artificial, los físicos se lanzaron en tropel a producir tribus enteras de ellas. En realidad, las variedades radiactivas de cada elemento en la tabla periódica son producto de laboratorio. En la moderna tabla periódica, cada elemento es una familia con miembros estables e inestables, algunos procedentes de la naturaleza, otros sólo del laboratorio. Por ejemplo, el hidrógeno presenta tres variedades: en primer lugar, el corriente, que tienen un solo protón. En 1.932, el químico Harold Urey logró aislar el segundo. Lo consiguió sometiendo a lenta evaporación una gran cantidad de agua, de acuerdo con la teoría de que los residuos representarían una concentración de la forma más pesada del hidrógeno que se conocía, y, en efecto, cuando se examinaron al espectroscopio las últimas gotas de agua no evaporadas, se descubrió en el espectro una leve línea cuya posición matemática revelaba la presencia de hidrógeno pesado.

El núcleo de hidrógeno pesado está constituido por un protón y un neutrón. Como tiene un número másico de 2, el isótopo es hidrógeno. Urey llamó a este átomo deuterio (de la voz griega deutoros, “segundo”), y el núcleo deuterón. Una molécula de agua que contenga deuterio se denomina agua pesada, que tiene puntos de ebullición y congelación superiores al agua ordinaria, ya que la masa del deuterio es dos veces mayor que la del hidrógeno corriente. Mientras que ésta hierve a 100º C y se congela a 0º C, el agua pesada hierve a 101’42º C y se congela a 3’79º C. El punto de ebullición del deuterio es de -23’7º K, frente a los 20’4º K del hidrógeno corriente. El deuterio se presenta en la naturaleza en la proporción de una parte por cada 6.000 partes de hidrógeno corriente. En 1.934 se otorgó a Urey el premio Nobel de Química por su descubrimiento del deuterio.

El deuterio resultó ser una partícula muy valiosa para bombardear los núcleos. En 1.934, el físico australiano Marcus Lawrence Edwin Oliphant y el austriaco P. Harteck atacaron el deuterio con deuterones y produjeron una tercera forma de hidrógeno, constituido por un protón y dos neutrones. La reacción se planteó así:

hidrógeno 2 + hidrógeno 2 = hidrógeno 3 + hidrógeno 1

Este nuevo hidrógeno superpesado se denominó tritio (del griego tritos, “tercero”); su ebullición a 25º K y su fusión  a 20’5º K.

Como es mi costumbre, me desvío del tema y sin poderlo evitar, mis ideas (que parecen tener vida propia), cogen los caminos más diversos. Basta con que se cruce en el camino del trabajo que realizo un fugaz recuerdo; lo sigo y me lleva a destinos distintos de los que me propuse al comenzar. Así, en este caso, me pasé a la química, que también me gusta mucho y está directamente relacionada con la física; de hecho son hermanas: la madre, las matemáticas, la única que finalmente lo podrá explicar todo.

emilio silvera

Estamos hablando de las partículas y no podemos dejar a un lado el tema del movimiento rotatorio de las mismas. Usualmente se ve cómo la partícula gira sobre su eje, a semejanza de un trompo, o como la Tierra o el Sol, o nuestra galaxia o, si se me permite decirlo, como el propio universo. En 1.925, los físicos holandeses George Eugene Uhlenbeck y Samuel Abraham Goudsmit aludieron por primera vez a esa rotación de las partículas. Éstas, al girar, generan un minúsculo campo electromagnético; tales campos han sido objeto de medidas y exploraciones, principalmente por parte del físico alemán Otto Stern y el físico norteamericano Isaac Rabi, quienes recibieron los premios Nobel de Física en 1.943 y 1.944 respectivamente, por sus trabajos sobre dicho fenómeno.

Esas partículas (al igual que el protón, el neutrón y el electrón), que poseen espines que pueden medirse en números mitad, se consideran según un sistema de reglas elaboradas independientemente, en 1.926, por Fermi y Dirac; por ello, se las llama y conoce como estadísticas Fermi-dirac. Las partículas que obedecen a las mismas se denominan fermiones, por lo cual el protón, el electrón y el neutrón son todos fermiones.

Hay también partículas cuya rotación, al duplicarse, resulta igual a un número par. Para manipular sus energías hay otra serie de reglas, ideadas por Einstein y el físico indio S. N. Bose. Las partículas que se adaptan a la estadística Bose-Einstein son bosones, como por ejemplo la partícula alfa.

Las reglas de la mecánica cuántica tienen que ser aplicadas si queremos describir estadísticamente un sistema de partículas que obedece a reglas de esta teoría en vez de los de la mecánica clásica. En estadística cuántica, los estados de energía se considera que están cuantizados. La estadística de Bose-Einstein se aplica si cualquier número de partículas puede ocupar un estado cuántico dad. Dichas partículas (como dije antes) son bosones, que tienden a juntarse.

Los bosones tienen un momento angular nh/2π, donde n es 0 o un entero, y h es la constante de Planck. Para bosones idénticos, la función de ondas es siempre simétrica. Si sólo una partícula puede ocupar un estado cuántico, tenemos que aplicar la estadística Fermi-Dirac y las partículas (como también antes dije) son los fermiones que tienen momento angular (n + ½)h / 2π y cualquier función de ondas de fermiones idénticos es siempre antisimétrica. La relación entre el espín y la estadística de las partículas está demostrada por el teorema espín-estadística.

En un espacio de dos dimensiones es posible que haya partículas (o cuasipartículas) con estadística intermedia entre bosones y fermiones. Estas partículas se conocen con el nombre de aniones; para aniones idénticos, la función de ondas no es simétrica (un cambio de fase de +1) o antisimétrica (un cambio de fase de -1), sino que interpola continuamente entre +1 y -1. Los aniones pueden ser importantes en el análisis del efecto Hall cuántico fraccional y han sido sugeridos como un mecanismo para la super-conductividad de alta temperatura.

Debido al principio de exclusión de Pauli, es imposible que dos fermiones ocupen el mismo estado cuántico (al contrario de lo que ocurre con los bosones). La condensación Bose-Einstein es de importancia fundamental para explicar el fenómeno de la superfluidez. A temperaturas muy bajas (del orden de 2×10^-7K) se puede formar un condensado de Bose-Einstein, en el que varios miles de átomos dorman una única entidad (un superátomo). Este efecto ha sido observado con átomos de rubidio y litio. Como ha habréis podido suponer, la condensación Bose-Einstein es llamada así en honor al físico Satyendra Nath Bose (1.894 – 1.974) y a Albert Einstein. Así que, el principio de exclusión de Pauli tiene aplicación no sólo a los electrones, sino también a los fermiones; pero no a los bosones.

Si nos fijamos en todo lo que estamos hablando aquí, es fácil comprender cómo forma  un campo magnético la partícula cargada que gira, pero ya no resulta tan fácil saber por qué ha de hacer lo mismo un neutrón descargado. Lo cierto es que cuando un rayo de neutrones incide sobre un hierro magnetizado, no se comporta de la misma forma que lo haría si el hierro no estuviese magnetizado. El magnetismo del neutrón sigue siendo un misterio; los físicos sospechan que contiene cargas positivas y negativas equivalente a cero, aunque por alguna razón desconocida, logran crear un campo magnético cuando gira la partícula.

Particularmente creo que, si el neutrón tiene masa, si la masa es energía (E = mc²), y si la energía es electricidad y magnetismo (según Maxwell), el magnetismo del neutrón no es tan extraño, sino que es un aspecto de lo que en realidad es materia. La materia es la luz, la energía, el magnetismo, en  definitiva, la fuerza que reina en el universo y que está presente de una u otra forma en todas partes (aunque no podamos verla).

Sea como fuere, la rotación del neutrón nos da la respuesta a esas preguntas:

¿Qué es el antineutrón? Pues, simplemente, un neutrón cuyo movimiento rotatorio se ha invertido; su polo sur magnético, por decirlo así, está arriba y no abajo. En realidad, el protón y el antiprotón, el electrón y el positrón, muestran exactamente el mismo fenómeno de los polos invertidos.

Es indudable que las anti-partículas pueden combinarse para formar la anti-materia, de la misma forma que las partículas corrientes forman la materia ordinaria.

La primera demostración efectiva de antimateria se tuvo en Brookhaven en 1.965, donde fue bombardeado un blanco de berilio con 7 protones BeV y se produjeron combinaciones de anti-protones y anti-neutrones, o sea, un anti-deuterón. Desde entonces se ha producido el anti-helio 3, y no cabe duda de que se podría crear otros anti-núcleos más complicados aún si se abordara el problema con más interés.

Pero, ¿existe en realidad la anti-materia? ¿Hay masas de anti-materia en el universo? Si las hubiera, no revelarían su presencia a cierta distancia. Sus efectos gravitatorios y la luz que produjeran serían idénticos a los de la materia corriente. Sin embargo, cuando se encontrasen las masas de las distintas materias, deberían ser claramente perceptibles las reacciones masivas del aniquilamiento mutuo resultante del encuentro. Así pues, los astrónomos observan especulativamente las galaxias, para tratar de encontrar alguna actividad inusual que delate interacciones materia-anti-materia.

No parece que dichas observaciones fuesen un éxito. ¿Es posible que el universo esté formado casi enteramente por materia, con muy poca o ninguna anti-materia? Y si es así, ¿por qué? Dado que la materia y la anti-materia son equivalente en todos los aspectos, excepto en su oposición electromagnética, cualquier fuerza que crease una originaría la otra, y el universo debería estar compuesto de iguales cantidades de la una y de la otra.

                              Aquí detectaron lograron encontrar la anti-materia por primera vez

Este es el dilema. La teoría nos dice que debería haber allí anti-materia, pero las observaciones lo niegan, no lo respaldan. ¿Es la observación la que falla? ¿Y qué ocurre con los núcleos de las galaxias activas, e incluso más aún, con los quásares? ¿Deberían ser estos fenómenos energéticos el resultado de una aniquilación materia-anti-materia? ¡No creo! Ni siquiera ese aniquilamiento parece ser suficiente, y los astrónomos prefieren aceptar la noción de colapso gravitatorio y fenómenos de agujeros negros, como el único mecanismo conocido para producir la energía requerida.

Con esto de la anti-materia me ocurre igual que con el hecho, algunas veces planteado, de la composición de la materia en lugares lejanos del universo. “Ha caído una nave extraterrestre y nuestros científicos han comprobado que está hecha de un material desconocido, casi indestructible”. Este comentario se ha podido oír en alguna película de ciencia ficción. Podría ser verdad (un material desconocido), sin embargo, no porque la nave esté construida por una materia distinta, sino porque la aleación es distinta y más avanzada a partir de los materiales conocidos del universo. En cualquier parte del universo, por muy lejana que pueda estar, rigen los mismos principios y las mismas fuerzas: la materia y la energía son las mismas en cualquier parte. Lo único que puede diferir es la forma en que se utilice, el tratamiento que se le pueda dar, y sobre todo, el poseer el conocimiento y la tecnología necesarios para poder obtener el máximo resultado de las propiedades que dicha materia encierra, porque, en última instancia, ¿es en verdad inerte la materia?

                      El experimento Alpha para el estudio de la anti-materia.

    Todo lo que podemos ver en el Universo, sin excepción, está hecho de materia

Tiene y encierra tantos misterios la materia que estamos aún a años luz de saber y conocer sobre su verdadera naturaleza. Nos podríamos preguntar miles de cosas que no sabríamos contestar. Nos maravillan y asombran fenómenos naturales que ocurren ante nuestros ojos, pero que tampoco sabemos, en realidad, a qué son debidas. Sí, sabemos ponerles etiquetas como la fuerza nuclear débil, la fisión espontánea que tiene lugar en algunos elementos como el protactinio o el torio, y con mayor frecuencia, en los elementos que conocemos como transuránidos.

A medida que los núcleos se hacen más grandes, la probabilidad de una fisión espontánea aumenta. En los elementos más pesados de todos (einstenio, fermio y mendelevio), esto se convierte en el método más importante de su ruptura, sobrepasando a la emisión de partículas alfa. ¡Parece que la materia está viva! Son muchas las cosas que desconocemos, y nuestra curiosidad nos empuja continuamente a buscar esas respuestas.

El electrón y el positrón son notables por sus pequeñas masas (sólo 1/1.836 de la del protón, el neutrón, el antiprotón o el antineutrón), y por lo tanto, han sido denominados leptones (de la voz griega leptos, que dignifica “delgado”).

Aunque el electrón fue descubierto en 1.897 por el físico británico Joseph John Thomson (1.856 – 1.940), el problema de su estructura, si la hay, aún no está resuelto. Conocemos su masa y su carga negativa que responden a 9’1093897 (54) × 10^-31 Kg la primera, y 1’60217733 (49) × 10^-19 culombios la segunda, y también su radio clásico r₀ igual a e²/(mc²) = 2’82 × 10^-13 cm. No se ha descubierto aún ninguna partícula que sea menos masiva que el electrón (o positrón) y que lleve una carga eléctrica, sea la que fuese (sabemos cómo actúa y cómo medir sus propiedades, pero aún no sabemos qué es), que tenga asociada un mínimo de masa.

Lo cierto es que el electrón es una maravilla en sí mismo. El universo no sería como lo conocemos si el electrón fuese distinto a como es; bastaría un cambio infinitesimal para que, por ejemplo, nosotros no pudiéramos estar aquí ahora.

                                          Muchos granos de arena conforman la inmensa playa

¡No por pequeño se el insignificante!

Recordémoslo, todo lo grande está hecho de cosas pequeñas. En realidad, existen partículas que no tiene asociada ninguna masa en absoluto, es decir, ninguna masa en reposo. Por ejemplo, las ondas de luz y otras formas de radiación electromagnética se comportan como partículas (Einstein en su efecto fotoeléctrico y De Broglie en la difracción de electrones*). Esta manifestación en forma de partículas de lo que, de ordinario, concebimos como una onda, se denomina fotón, de la palabra griega que significa “luz”.

El fotón tiene una masa de 1, una carga eléctrica de 0, pero posee un espín de 1, por lo que es un bosón. ¿Cómo se puede definir lo que es el espín? Los fotones toman parte en las reacciones nucleares, pero el espín total de las partículas implicadas antes y después de la reacción deben permanecer inmutadas (conservación del espín). La única forma de que esto suceda en las reacciones nucleares que implican a los fotones radica en suponer que el fotón tiene un espín de 1. El fotón no se considera un leptón, puesto que este término se reserva para la familia formada por el electrón, el muón y la partícula tau, con sus correspondiente neutrinos: υ_e, υ_μ y υ_τ.

Existen razones teóricas para suponer que cuando  las masas se aceleran (como cuando se mueven en órbitas elípticas en torno a otra masa o llevan a cabo un colapso gravitacional), emiten energía en forma de ondas gravitaciones. Esas ondas pueden, así mismo, poseer aspecto de partícula, por lo que toda partícula gravitacional recibe el nombre de gravitón.

La forma gravitatoria es mucho, mucho más débil que la fuerza electromagnética. Un protón y un electrón se atraen gravitacionalmente con sólo 1/10³⁹ de la fuerza en que se atraen electromagnéticamente. El gravitón (aún sin descubrir) debe poseer, correspondientemente, menos energía que el fotón, y por tanto, ha de ser inimaginablemente difícil de detectar.

   No será fácil detectar gravitones

De todos modos, el físico norteamericano Joseph Weber emprendió en 1.957 la formidable tarea de detectar el gravitón. Llegó a emplear un par de cilindros de aluminio de 153 cm de longitud y 66 de anchura, suspendidos de un cable en una cámara de vacío. Los gravitones (que serían detectados en forma de ondas) desplazarían levemente esos cilindros, y se empleó un sistema para detectar el desplazamiento que llegase a captar la cienbillonésima parte de un centímetro. Las débiles ondas de los gravitones, que proceden del espacio profundo, deberían chocar contra todo el planeta, y los cilindros separados por grandes distancias se verán afectados de forma simultánea. En 1.969, Weber anunció haber detectado los efectos de las ondas gravitacionales. Aquello produjo una enorme excitación, puesto que apoyaba una teoría particularmente importante (la teoría de Einstein de la relatividad general). Desgraciadamente, nunca se pudo comprobar mediante las pruebas realizadas por otros equipos de científicos que duplicaron el hallazgo de Weber.

En cualquier caso, no creo que a estas alturas alguien pueda dudar de la existencia de los gravitones, el bosón mediador de la fuerza gravitatoria. La masa del gravitón es 0, su carga es 0, y su espín es 2. Como el fotón, no tiene antipartícula; ellos mismos hacen las dos versiones.

emilio silvera