¿Filosofía? ¡Buscando la verdad del mundo!

Satélite Gravity Probe B. Dedicado a medir la curvatura del campo gravitatorio terrestre debido a la teoría de la relatividad de Einstein. La gravedad ha sido medida y comprobada de muchas maneras pero… ¡Gravedad cuántica! ¿qué es eso? La imaginación anda más rápida que los conocimientos. Sin embargo, así hemos ido avanzando en el transcurrir del Tiempo. Hace algunos miles de años algunos imaginaron la existencia del átomo y de los elementos y, ya sabéis lo que de esas cuestiones sabemos hoy.

La llamada gravedad cuántica trata de fundir en una sola las dos teorías físicas más soberbias con las que contamos, la relatividad general y la mecánica cuántica, que en el estado actual de nuestro conocimiento parecen incompatibles. Su estudio, ahora mismo, es en algunos aspectos análogo a la física de hace cien años, cuando se creía en los átomos, pero se ignoraban los detalles de su estructura.

Desde aquel día en que Kaluza, le escribió a Einstein una carta con su teoría de las cinco dimensiones, en la que unía la Gravedad con el Electromagnetismo, la puerta de las dimensiones más altas quedó abierta y a los teóricos se les regaló una herramienta maravillosa: el hiperespacio; todo es posible. Hasta el matrimonio de la relatividad general y la mecánica cuántica, allí sí es posible encontrar esa soñada teoría de la gravedad cuántica.

Así que las teorías se han embarcado a la búsqueda de un objeto audaz: buscan una teoría que describa la simplicidad primigenia que reinaba en el intenso calor del universo en sus primeros tiempos; una teoría carente de parámetros, donde estén presentes todas las respuestas. Todo debe ser contestado a partir de una ecuación básica.

                       Algunas ecuaciones nos dicen hasta donde puede llegar la mente humana

Claro que saber, lo que el universo es, leyendo una ecuación, por muy ingeniosa que ésta sea y por mucho que la misma pueda abarcar… Parece poco probable. ¿Dónde radica el problema? El problema está en que la única teoría candidata no tiene conexión directa con el mundo de la observación, o no lo tiene todavía si queremos expresarnos con propiedad. La energía necesaria para ello, no la tiene ni el nuevo acelerador de partículas LHC, la máquina más potente del mundo hasta el momento.

La verdad es que la teoría que ahora tenemos, el modelo estándar, concuerda de manera exacta con todos los datos a bajas energías y contesta cosas sin sentido a altas energías. ¡Necesitamos algo más avanzado!

A pesar de su grandeza, se queda corto para que nos pueda decir, lo que necesitamos saber: Si nos habló del Bosón de Higgs, por el momento no está nada mal, y, ahora, en su nueva etapa, seguramente nos dará alguna sorpresa y nos puede desvelar algún que otro secreto de la materia, del universo que presentimos y no podemos ver.

Se dijo  que la función de la partícula de Higgs era la de dar masa a las partículas que carecen de ella, disfrazando así la verdadera simetría del mundo. Cuando su autor lanzó la idea a la comunidad científica, resultó además de nueva, muy extraña. El secreto de todo radica en conseguir la simplicidad: el átomo resultó ser complejo, lleno de esas infinitesimales partículas electromagnéticas que bautizamos con el nombre de electrones, y, el núcleo, una parte entre cien mil del total del átomo, resultó ser de una complejidad asombrosa.

Allí los nucleones (protones y neutrones) resultaron estar hechos por tripletes de Quarks que, confinados por la fuerza nuclear fuerte, eran retenidos por los Gluones, los Bosones transmisores de esa fuerza de la naturaleza.  Así que un núcleo que contenía, a pesar de ser tan pequeño, casi toda la masa del átomo, cuando fue descubierto en todo su contenido, fue motivo de un gran asombro entre la comunidad científica. El núcleo, tan pequeño, estaba compuesto de otros objetos más pequeños aún; los quarks que estaban instalados en nubes de otras partículas llamadas gluones, y ahora queremos continuar profundizando, sospechando que después de los quarks puede haber algo más.

Nos dicen que existen lugares que llaman los Océanos de Higgs, y, por ellos, circula libremente el dichoso Bosón que, también según nos dicen, proporciona la masa al resto de las partículas. Todo el Universo está permeado por esa especie de sustancia -como el viejo éter- que los griegos llamaban Ylem cósmico y que, a medida que el tiempo avanza, le vamos cambiando el nombre. Pues bien, ahí, en ese “océano” dicen que está el Bosón dador de masas que según parece, descubrieron hace un par de años.

Bueno, la idea nueva que surgió es que el espacio entero contiene un campo, el campo de Higgs, que impregna el vacío y es el mismo en todas partes, es decir, que si miramos a las estrellas en una noche clara, estamos mirando el campo de Higgs. Las partículas influidas por este campo toman masa. Esto no es por sí mismo destacable, pues las partículas pueden tomar energía de los campos (gauge) de los que hemos comentado otras veces, tales como: del campo gravitatorio o del electromagnético.

Si llevamos un bloque de plomo a lo alto de la Torre Eiffel, el bloque adquirirá energía potencial a causa de la alteración de su posición en el campo gravitatorio de la Tierra. Como E = mc², ese aumento de la energía potencial equivale a un aumento de la masa, en este caso la masa del sistema Tierra-bloque de plomo. Aquí hemos de añadirle amablemente un poco de complejidad a la venerable ecuación de Einstein: la masa, m, tiene en realidad dos partes; una es la masa en reposo, m₀, la que se mide en el laboratorio cuando la partícula está en reposo. La partícula adquiere la otra parte de la masa en virtud de su movimiento (como los protones en el acelerador de partículas, o los muones, que aumentan varias veces su masa cuando son lanzados a velocidades cercanas a c) en los aceleradores, o en virtud de su energía potencial de campo. Vemos una dinámica similar en los núcleos atómicos. Por ejemplo, si separamos el protón y el neutrón que componen un núcleo de deuterio, la suma de las masas aumenta.

Pero la energía potencial tomada del campo de Higgs difiere en varios aspectos de la acción de los campos familiares. La masa tomada de Higgs es en realidad masa en reposo. De hecho, en la que quizá sea la versión más apasionante de la teoría del campo de Higgs, éste genera toda la masa en reposo. Otra diferencia es que la cantidad de masa que se traga del campo es distinta para las distintas partículas. Los teóricos dicen que las masas de las partículas de nuestro modelo estándar miden con qué intensidad se acoplan estas al campo de Higgs cuando interaccionan con él.

La influencia de Higgs en las masas de los quarks y de los leptones nos recuerda el descubrimiento por Pieter Zeeman, en 1.896, de la división de los niveles de energía de un electrón cuando se aplica un campo magnético al átomo. El campo (que representa metafóricamente el papel de Higgs) rompe la simetría del espacio de la que el electrón disfrutaba.

Hasta ahora no tenemos ni idea de qué reglas controlan los incrementos de masa generados por Higgs (de ahí la expectación creada -en su momento- por el nuevo acelerador de partículas LHC), pero el problema es irritante: ¿por qué sólo esas masas ­­- las masas de los W⁺, W^–, Z⁰, y el up, down, encanto, extraño, top y bottom, así como los leptones – que no forman ningún patrón obvio?

Las masas van desde la del electrón (0’0005 GeV) a la del top, que tiene que ser mayor que 91 GeV. Deberíamos recordar que esta extraña idea (el Higgs) se empleó con mucho éxito para formular la teoría electrodébil (Weinberg-Salam). Allí se propuso el campo de Higgs como una forma de ocultar la unidad de las fuerzas electromagnética y débil. En la unidad hay cuatro partículas mensajeras sin masa – los W⁺, W^–, Z⁰ y el fotón – que llevan la fuerza electrodébil. Además está el campo de Higgs, y rápidamente, los W y Z absorben la esencia de Higgs y se hacen pesados; el fotón permanece intacto. La fuerza electrodébil se fragmenta en la débil (débil porque los mensajeros son muy gordos), y la electromagnética, cuyas propiedades determina el fotón, carente de masa. La simetría se rompe espontáneamente, dicen las teorías. Prefiero la descripción según la cual el Higgs oculta la simetría con su poder dador de masa.

 

“En la actualidad, prácticamente todos los fenómenos subatómicos conocidos son explicados mediante el modelo estándar, una teoría ampliamente aceptada sobre las partículas elementales y las fuerzas entre ellas. Sin embargo, en la década de 1960, cuando dicho modelo aún se estaba desarrollando, se observaba una contradicción aparente entre dos fenómenos. Por un lado, la fuerza nuclear débil entre partículas subatómicas podía explicarse mediante leyes similares a las del electromagnetismo (en su versión cuántica). Dichas leyes implican que las partículas que actúen como intermediarias de la interacción, como el fotón en el caso del electromagnetismo y las partículas W y Z en el caso de la fuerza débil, deben ser no masivas. Sin embargo, sobre la base de los datos experimentales, los bosones W y Z, que entonces sólo eran una hipótesis, debían ser masivos.

En 1964, tres grupos de físicos publicaron de manera independiente una solución a este problema, que reconciliaba dichas leyes con la presencia de la masa. Esta solución, denominada posteriormente mecanismo de Higgs, explica la masa como el resultado de la interacción de las partículas con un campo que permea el vacío, denominado campo de Higgs. El modelo estándar quedó finalmente constituido haciendo uso de este mecanismo.”

                                             

Tampoco el Higgs es una partícula especial porque sea una excitación del del campo de Higgs que nos permita explorar sus propiedades, porque en las teorías sin Higgs o con Higgs compuesto también hay excitaciones del vacío que nos permiten explorar el campo.” Eso nos dicen en el magnifico Blog de Francis (th)E mule Science’s News.

Partícula	Símbolo	Masa (en GeV/c2)	Carga eléctrica	Espín	Interacción
Fotón		0	0	1	electromagnética
Bosón W	W±	80,4	± 1	1	débil
Bosón Z	Z0	91,187	0	1	débil
Gluón	g	0	0	1	fuerte

Las masas de los W y Z se predijeron con éxito a partir de los parámetros de la teoría electrodébil, y las relajadas sonrisas de los físicos teóricos nos recuerdan que Hooft y Veltman dejaron sentado que la teoría entera está libre de infinitos.

Todos los intentos y los esfuerzos por hallar una pista de cuál era el origen de la masa fallaron. Feynman escribió su famosa pregunta: “¿por qué pesa el muón?”. Ahora, por lo menos, tenemos una respuesta parcial, en absoluto completa. Una voz potente y segura nos dice “¡Higgs!”. Durante más de sesenta años los físicos experimentadores se rompieron la cabeza con el origen de la masa, y ahora el campo de Higgs presenta el problema en un contexto nuevo; no se trata sólo del muón. Proporciona, por lo menos, una fuente común para todas las masas. La nueva pregunta feynmaniana podría ser: ¿Cómo determina el campo de Higgs la secuencia de masas, aparentemente sin patrón, que da a las partículas de la materia?

La variación de la masa con el estado de movimiento, el cambio de masa con la configuración del sistema y el que algunas partículas (el fotón seguramente, y los neutrinos posiblemente) tengan masa en reposo nula son tres hechos que ponen en entredicho que el concepto de masa sea un atributo fundamental de la materia. Habrá que recordar aquel cálculo de la masa que daba infinito y nunca pudimos resolver; los físicos sólo se deshicieron de él “re-normalizándolo”, ese truco matemático que emplea cuando no saben hacerlo bien.

                                  ¿Sabremos alguna vez cómo adquieren masa las partículas?

Ese es el problema de trasfondo con el que tenemos que encarar el problema de los quarks, los leptones y los vehículos de las fuerzas, que se diferencian por sus masas. Hace que la historia de Higgs se tenga en pie: la masa no es una propiedad intrínseca de las partículas, sino una propiedad adquirida por la interacción de las partículas y su entorno.

La idea de que la masa no es intrínseca como la carga o el espín resulta aún más plausible por la idílica idea de que todos los quarks y fotones tendrían masa cero. En ese caso, obedecerían a una simetría satisfactoria, la quiral, en la que los espines estarían asociados para siempre con su dirección de movimiento. Pero ese idilio queda oculto por el fenómeno de Higgs.

Una cosa más; hemos hablado de los bosones gauge y de su espín de una unidad. Hemos comentado también las partículas fermiónicas de la materia (espín de media unidad). ¿Cuál es el pelaje de Higgs? Es un bosón de espín cero. El espín supone una direccionalidad en el espacio, pero el campo de Higgs da masa a los objetos donde quiera que estén y sin direccionalidad. Al Higgs se le llama a veces “bosón escalar” (sin dirección) por esa razón.

La interacción débil, recordaréis, fue inventada por E. Fermi para describir la desintegración radiactiva de los núcleos, que era básicamente un fenómeno de poca energía, y a medida que la teoría de Fermi se desarrolló, llegó a ser muy precisa a la hora de predecir un enorme número de procesos en el dominio de energía de los 100 MeV. Así que ahora, con las nuevas tecnologías y energías del LHC, las esperanzas son enormes para, por fin, encontrar nuevas partículas que puedan despejar algunos interrogantes.

Recuerdo cuando andaban a la caza del Bosón de Higgs y decían “Pero todavía hay que responder montones de preguntas: ¿Cuáles son las propiedades de las partículas de Higgs? y, lo que es más importante, ¿Cuál es su masa? (Bueno, parece que, en el último experimento apareció se localizó un bosón con ~125 GeV que, según parece, podría ser el esquivo Higgs)¿Cómo reconoceremos una si nos la encontramos en una colisión del LHC? ¿Cuántos tipos hay? ¿Genera el Higgs todas las masas o sólo las hace incrementarse? ¿Cómo podemos saber más al respecto? Cómo es su partícula, nos cabe esperar que la veremos ahora después de gastar más de 50.000 millones de euros en los elementos necesarios para ello.”

También a los cosmólogos les fascina la idea de Higgs, pues casi se dieron de bruces con la necesidad de tener campos escalares que participasen en el complejo proceso de la expansión del universo, añadiendo pues, un peso más a la carga que ha de soportar el Higgs.

El campo de Higgs, tal como se lo concibe ahora, se puede destruir con una energía grande, o temperaturas altas. Éstas generan fluctuaciones cuánticas que neutralizan el campo de Higgs. Por lo tanto, el cuado que las partículas y la cosmología pintan juntas de un universo primitivo puro y de resplandeciente simetría es demasiado caliente para Higgs. Pero cuando la temperatura cae bajo los 10^-5 grados Kelvin o 100 GeV, el Higgs empieza a actuar y hace su generación de masas. Así, por ejemplo, antes del Higgs teníamos unos W, Z y fotones sin masa y la fuerza electrodébil unificada.

                        No, esto no es el Higgs, es, simplemente, una burbuja multicolor

El universo se expande y se enfría, y entonces viene el Higgs (que “engorda” los W y Z, y por alguna razón ignora el fotón) y de ello resulta que la simetría electrodébil se rompe. Tenemos entonces una interacción débil, transportada por los vehículos de la fuerza W⁺, W^–, Z⁰, y por otra parte una interacción electromagnética, llevada por los fotones. Es como si para algunas partículas del campo de Higgs fuera una especie de aceite pesado a través del que se moviera con dificultad y que les hiciera parecer que tienen mucha masa.  Para otras partículas, el Higgs es como el agua, y para otras, los fotones y quizá los neutrinos, es invisible.

De todas formas, es tanta la ignorancia que tenemos sobre el origen de la masa que nos agarramos como a un clavo ardiendo, en este caso, a la partícula de Higgs, que algunos han llegado a llamar “la partícula divina”. Lo mismo nos pasa con la dichosa “materia oscura” para ocultar lo que no sabemos sobre la expansión del Universo.

¡Ya veremos en qué termina todo esto!

Arriba tenemos nada más y nada menos que: a John Mather, Carlo Rubbia, Martinus Veltman, Gerardus ‘t Hooft at the Lindau Nobel Meetings 2010. Si científicos  como ellos no vienen a nuestro rescate, y nos sacan del atolladero en el que estamos inmerso y hasta el cuelo de ignorancia…¡Mal hirían las cosas!

Lo cierto es que (al menos de momento), la materia y energía oscura, las supercuerdas, sí son la alfombra que decía Veltman, aquel físico serio y Premio Nobel que, no confesaba con ciertas ruedas de molino. Él, quería hablar de cosas tangibles y, tampoco le gustaban las partículas virtuales.

Sobre estas ideas, Veltman, uno de los arquitectos de la Fñisica, dice que es una alfombra bajo la que barremos nuestra ignorancia. Glashow es menos amable y lo llamó retrete donde echamos las incoherencias de nuestras teorías actuales. La objeción principal: que no tenemos la menor prueba experimental. Ahora, por fin, la tendremos con el LHC. El modelo estándar es lo bastante fuerte para decirnos que la partícula de Higgs de menor masa (podría haber muchas) debe “pesar” menor de 1 TeV, ¿por qué?; si tiene más de 1 TeV el modelo estándar se vuelve incoherente y tenemos la crisis de la unitariedad.

emilio silvera

  Partículas “bellas” de materia y antimateria

El Tiempo es inexorable y su transcurrir va dejando atrás las cosas que del presente, van situándose en el pasado. Lejos queda ya aquellas efemérides y celebraciones del año 2009, cuando se conmemoró el Año Internacional de la Astronomía y me cupo el honor de (humildemente), colaborar con aquellas celebraciones.

Astrolabio de al-Sahli, del siglo XI (M.A.N., Madrid). El astrolabio es un antiguo instrumento que permite determinar la posición y altura de las estrellas sobre la bóveda celeste. El astrolabio era usado por los navegantes, astrónomos y científicos en general para localizar los astros y observar su movimiento, para determinar la hora a partir de la latitud o, viceversa, para averiguar la latitud conociendo la hora. También sirve para medir distancias por triangulación.

Con orgullo luzco en el ojal de mi chaqueta el astrolabio que nos dieron en Madrid, a todos los invitados, a la fiesta de inauguración en la que estaban presentes muchos astrónomos y astrofísicos del mundo entero.

Lo cierto es que, en su momento, ya desde el inicio del año 2.009 en el que se celebró el Año Internacional de la Astronomía, en muchos de mis artículos publicados en la colaboración que con la Organización Internacional con la que tuve el honor de colaborar, se hablaba de todos esos interesantes temas que, el universo nos presenta y que, inciden en el saber de la Naturaleza y del Mundo que nos acoge que, como nosotros… ¡También es Universo!

                                                  LA QUÍMICA DE LAS ESTRELLAS

Los cambios se estaban produciendo a una velocidad cada vez mayor. Al siglo de Newton también pertenecieron, entre otros, el matemático Fermat; Römer, quien midió la velocidad de la luz; Grimaldi, que estudió la difracción; Torricelli, que demostró la existencia del vacío; Pascal y Boyle, que definieron la física de los fluidos…La precisión de los telescopios y los relojes aumentó notablemente, y con ella el número de astrónomos deseosos de establecer con exactitud  la posición de las estrellas y compilar catálogos estelares cada vez más completos para comprender la Vía Láctea.

La naturaleza de los cuerpos celestes quedaba fuera de su interés: aunque se pudiera determinar la forma, la distancia, las dimensiones y los movimientos de los objetos celestes, comprender su composición no estaba a su alcance. A principios del siglo XIX, William Herschel (1738-1822), dedujo la forma de la Galaxia, construyó el mayor telescopio del mundo y descubrió Urano. Creía firmemente que el Sol estaba habitado.

                                                  Hasta llegar a conocer nuestra situación astronómica…

Al cabo de pocos años, nacía la Astrofísica, que a diferencia de la Astronomía (ya llamada  -”clásica o de posición”-), se basaba en pruebas de laboratorio. Comparando la luz emitida por sustancias incandescentes con la recogida de las estrellas se sentaban las bases de lo imposible: descubrir la composición química y la estructura y el funcionamiento de los cuerpos celestes. Estaba mal vista por los astrónomos “serios” y se desarrolló gracias a físicos y químicos que inventaron nuevos instrumentos de análisis a partir de las demostraciones de Newton sobre la estructura de la luz.

En 1814, Joseph Fraunhofer (1787-1826) realizó observaciones básicas sobre las líneas que Wollaston había visto en el espectro solar: sumaban más de 600 y eran iguales a las de los espectros de la Luna y de los planetas; también los espectros de Pólux, Capella y Porción son muy similares, mientras que los de Sirio y Cástor no lo son. Al perfeccionar el  espectroscopio con la invención de la retícula de difracción (más potente y versátil que el prisma de cristal), Fraunhofer observó en el espectro solar las dos líneas del sodio: así se inició el análisis espectral de las fuentes celestes.

Mientras, en el laboratorio, John Herschel observó por primera vez la equivalencia entre los cuerpos y las sustancias que los producen, Anders J. Anhström (1814-1868) describía el espectro de los gases incandescentes y los espectros de absorción y Jean Foucault (1819-1874) comparó los espectros de laboratorio y los de fuentes celestes. Gustav Kirchhoff (1824-1887) formalizó las observaciones en una sencilla ley que cambió la forma de estudiar el cielo; “La relación entre el poder de emisión y de absorción para una longitud de onda igual es constante en todos los cuerpos que se hallan a la misma temperatura”. En 1859, esta ley empírica, que relacionaba la exploración del cielo con la física atómica, permitía penetrar en la química y la estructura de los cuerpos celestes y las estrellas. De hecho, basta el espectro de una estrella para conocer su composición. Y, con la espectroscopia, Kirchhoff y Robert Bunsen (1811-1899) demostraron que en el Sol había muchos metales.

La observación del Sol obsesionó a la mayoría de los Astrofísicos. A veces, resultaba difícil identificar algunas líneas y ello condujo a descubrir un  nuevo elemento químico; se empezó a sospechar que el Sol poseía una temperatura mucho más elevada de lo imaginado. La línea de emisión de los espectros de estrellas y nebulosas demostraron  que casi un tercio de los objetos estudiados eran gaseosos. Además, gracias al trabajo de Johan Doppler (1803-1853) y de Armand H. Fizeau (1819-1896), que demostró que el alejamiento o el acercamiento respecto al observador de una fuente de señal sonora o luminosa provoca el aumento o disminución de la longitud de onda de dicha señal, empezó a precisarse la forma de objetos lejanos. El cielo volvía a cambiar y hasta las “estrellas fijas” se movían.

                                        EL DIAGRAMA HR: EL CAMINO HACIA EL FUTURO

El padre Ángelo Secchi (1818-1878) fue el primero en afirmar que muchos espectros estelares poseen características comunes, una afirmación refrendada hoy día con abundantes datos. Secchi clasificó las estrellas en cinco tipos, en función del aspecto general de los espectros. La teoría elegida era correcta: el paso del color blanco azulado al rojo oscuro indica una progresiva disminución de la temperatura, y la temperatura es el parámetro principal que determina la apariencia de un espectro estelar.

Más tarde, otros descubrimientos permitieron avanzar en Astrofísica: Johan Balmer (1825-1898) demostró que la regularidad en las longitudes de onda de las líneas del espectro del hidrógeno podía resumirse en una sencilla expresión matemática; Pieter Zeeman (1865-1943) descubrió que un campo magnético de intensidad relativa influye en las líneas espectrales de una fuente subdividiéndolas en un número de líneas proporcional a su intensidad, parámetro que nos permite medir los campos magnéticos de las estrellas.

En otros descubrimientos empíricos la teoría surgió tras comprender la estructura del átomo, del núcleo atómico y de las partículas elementales. Los datos recogidos se acumularon hasta que la física y la química dispusieron de instrumentos suficientes para elaborar hipótesis y teorías exhaustivas.

Gracias a dichos progresos pudimos asistir a asociaciones como Faraday y su concepto de “campo” como “estado” del espacio en torno a una “fuente”; Mendeleiev y su tabla de elementos químicos; Maxwell y su teoría electromagnética;  Becquerel y su descubrimiento de la radiactividad; las investigaciones de Pierre y Marie Curie; Rutherford y Soddy y sus experimentos con los rayos Alfa, Beta y Gamma; y los estudios sobre el cuerpo negro que condujeron a Planck a determinar su constante universal; Einstein y su trabajo sobre la cuantización de la energía para explicar el efecto fotoeléctrico, Bohr y su modelo cuántico del átomo; la teoría de la relatividad especial de Einstein que relaciona la masa con la energía en una ecuación simple…Todos fueron descubrimientos que permitieron explicar la energía estelar y la vida de las estrellas, elaborar una escala de tiempos mucho más amplia de lo que jamás se había imaginado y elaborar hipótesis sobre la evolución del Universo.

En 1911, Ejnar Hertzsprung (1873-1967) realizó un gráfico en el que comparaba el “color” con las “magnitudes absolutas” de las estrellas y dedujo la relación entre ambos parámetros. En 1913, Henry Russell (1877-1957) realizó otro gráfico usando la clase espectral en lugar del color y llegó a idénticas conclusiones.

El Diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama HR) indica que el color, es decir, la temperatura, y el espectro están relacionados, así como el tipo espectral está ligado a la luminosidad. Y debido a que esta también depende de las dimensiones de la estrella, a partir de los espectros puede extraerse información precisa sobre las dimensiones reales de las estrellas observadas. Ya solo faltaba una explicación de causa-efecto que relacionara las observaciones entre si en un cuadro general de las leyes.

El progreso de la física y de la química resolvió esta situación, pues, entre otros avances, los cálculos del modelo atómico de Bohr reprodujeron las frecuencias de las líneas del hidrógeno de Balmer. Por fin, la Astrofísica había dado con la clave interpretativa de los espectros, y las energías de unión atómica podían explicar el origen de la radiación estelar, así como la razón de la enorme energía producida por el Sol.

Las líneas espectrales dependen del número de átomos que las generan, de la temperatura del gas, su presión, la composición química y el estado de ionización. De esta forma pueden determinarse la presencia relativa de los elementos en las atmósferas estelares, método que hoy también permite hallar diferencias químicas muy pequeñas, relacionadas con las edades de las estrellas. Así, se descubrió que la composición química de las estrellas era casi uniforme: 90 por ciento de hidrógeno y 9 por ciento de helio (en masa, 71% y 27%, respectivamente). El resto se compone de todos los elementos conocidos en la Tierra.

Así mismo, el desarrollo de la Física ha permitido perfeccionar los modelos teóricos y explicare de forma coherente que es y como funciona una estrella. Dichos modelos sugirieron nuevas observaciones con las que se descubrieron tipos de estrellas desconocidas: las novas, las supernovas, los púlsares con periodos o tiempos que separan los pulsos, muy breves…También se descubrió que las estrellas evolucionan, que se forman grupos que luego se disgregan por las fuerzas de marea galácticas.

La Radioastronomía, una nueva rama de la Astronomía, aportó más datos sobre nuestra Galaxia, permitió reconstruir la estructura de la Vía Láctea y superar los límites de la Astronomía óptica.

Se estaban abriendo nuevos campos de estudio: los cuerpos galácticos, los cúmulos globulares, las nebulosas, los movimientos de la galaxia y sus características se estudiaron con ayuda de instrumentos cada vez más sofisticados. Y cuanto más se observaba más numerosos eran los objetos desconocidos descubiertos y más profusas las preguntas. Se descubrieron nuevos y distintos tipos de galaxias fuera de la nuestra; examinando el efecto Doppler, se supo que todas se alejaban de nosotros y, lo que es más, que cuanto más lejanas están más rápidamente se alejan.

                                      El Telescopio Hubble nos muestra esta imagen del Universo Profundo

Acabábamos de descubrir que el Universo no terminaba en los límites de la Vía Láctea, sino que se había ampliado hasta el “infinito”, con galaxias y objetos cada vez más extraños. Sólo en el horizonte del Hubble se contabilizan 500 millones de galaxias. Y los descubrimientos continúan: desde el centro galáctico se observa un chorro de materia que se eleva más de 3.000 a.l. perpendicular al plano galáctico; se observan objetos como Alfa Cygni, que emite una energía radial equivalente a diez millones de veces la emitida por una galaxia como Andrómeda; se estudian los cuásares, que a veces parecen mas cercanos de lo que sugieren las mediciones del efecto Doppler; se habla de efectos de perspectiva que podrían falsear las conclusiones… Y nos asalta una batería de hipótesis, observaciones, nuevas hipótesis, nuevas observaciones, dudas…

Todavía no se ha hallado una respuesta cierta y global. Un número cada vez mayor de investigadores está buscándola en miles de direcciones. De esta forma se elaboran nuevos modelos de estrellas, galaxias y objetos celestes que quizá sólo la fantasía matemática de los investigadores consiga concretar: nacen los agujeros negros, los universos de espuma, las cadenas…

Encontrar Grafeno en el espacio ya no es una sorpresa, toparnos de bruces con océanos de metano… ¡tampoco!, hallar colonias de bacterias vivienda a muchos kilómetros de altura no es una novedad, saber que en las estrellas se fabrican los materiales aptos para hacer posible la química de la vida… nos maravilla pero ya, no es causa de asombro. Cada día damos un paso más hacia el saber del “mundo”, de la Naturaleza, del Universo en fin.

En la actualidad, el número de investigadores centrados en problemas relacionados con la evolución estelar, la Astrofísica y las teorías cosmo-genéticas es tan elevado que ya no tiene sentido hablar de uno en particular, ni de un único hilo de investigación. Al igual que ocurre con otras ramas científicas las Astronomía se ha convertido en un trabajo de equipo a escala internacional que avanza sin cesar en una concatenación de innovaciones, inventos, nuevos instrumentos, interpretaciones cada vez más elaboradas y, a menudo más difíciles de entender incluso para los investigadores que avanzan con infinidad de caminos paralelos. Es una situación que ya vaticinaba Bacon en tiempos de Galileo.

Las estrellas, como casi cualquier entidad física, siguen un proceso de nacimiento, evolución y muerte. A diferencia de nosotros, la vida de una estrella se eleva a millones o miles de millones de años dependiendo de sus masas iniciales, a mayor masa menor tiempo de vida.

Hasta la Astronomía se ha hiper-especializado y, por ejemplo, quienes estudian problemas particulares de la física de las estrellas pueden desconocerlo todo sobre planetas y galaxias. También el lenguaje es cada vez más técnico, y los términos, capaces de resumir itinerarios de investigación, son complejos de traducir al lenguaje común. Así, mientras la divulgación avanza a duras penas entre una jungla de similitudes y silogismos, las informaciones que proceden de otras disciplinas son aceptadas por los científicos y los resultados de cada cual se convierten en instrumentos para todos.

La observación del Sol obsesionó a la mayoría de los Astrofísicos. A veces, resultaba difícil identificar algunas líneas y ello condujo a descubrir un nuevo elemento químico; se empezó a sospechar que el Sol poseía una temperatura mucho más elevada de lo imaginado. La línea de emisión de los espectros de estrellas y nebulosas demostraron que casi un tercio de los objetos estudiados eran gaseosos. Además, gracias al trabajo de Johan Doppler (1803-1853) y de Armand H. Fizeau (1819-1896), que demostró que el alejamiento o el acercamiento respecto al observador de una fuente de señal sonora o luminosa provoca el aumento o disminución de la longitud de onda de dicha señal, empezó a precisarse la forma de objetos lejanos. El cielo volvía a cambiar y hasta las “estrellas fijas” se movían.

Las investigaciones sobre planetas, estrellas, materia interestelar, galaxias y Universo van paralelas, como si fueran disciplinas independientes, pero en continua osmosis. Y mientras la información sobre el Sol y los cuerpos del Sistema solar es más completa, detallada y fiable, y las hipótesis sobre nuestra Galaxia hallan confirmación, el Universo que empezamos a distinguir más allá de nuestros limites no se pareced a lo que hace un siglo se daba por sentado. Y mientras los modelos matemáticos dibujan uno o mil universos cada más abstractos y complejos, que tienen más que ver con la filosofía que con la observación, vale la pena recordar como empezó nuestro conocimiento hace miles de años.

Otros nos indicaron la dirección a seguir pero, la dureza del camino…, esa, la tuvimos que hacer nosotros. Es decir, en cada época y lugar, los que estuvieron, miraron hacia atrás para ver lo que hicieron sus ancestros y, con aquellas enseñanzas, tener la guía del camino a seguir, o, por el contrario, si los resultados no fueron buenos, rechazarlos. Lo cierto es que, al igual que nosotros, los que vengan detrás partirán con alguna ventaja aunque tengan que hacer su propio recorrido que, ni mucho menos tienen el camino despejado y, la niebla de la ignorancia sigue siendo espesa, aunque algo más suave que la que nosotros nos encontramos.

Ahora, amigos, después de este breve repaso por una pequeña parte de la Historia de la Astronomía, al menos tendréis una idea más cercana  del recorrido que, la Humanidad, ha tenido que realizar para conocer mejor el Universo.

Los datos aquí reseñados tienen su origen en diversas fuentes que, de aquí y de allá, han sido tomadas para recomponer un mensaje que les lleve a todos algunos mensajes de como ocurrieron los acontecimientos en el pasado para que fuera posible nuestro presente.

emilio silvera